Nana bruna: differenze tra le versioni
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[[File:L-dwarf-nasa-hurt.png|thumb|Immagine artistica di un oggetto di classe L]]
La classe L è stata chiamata così perché la lettera ''L'' è alfabeticamente la più vicina alla ''M'' tra le lettere non ancora utilizzate nella [[classificazione stellare]]. La lettera ''N'' è infatti già utilizzata per alcune [[Stella al carbonio|stelle al carbonio]]<ref name=Kirkpatrick/>. È bene precisare che ''L'' non sta però per "[[litio]]" in quanto molti degli oggetti di classe L non esibiscono le righe di questo elemento nei loro spettri. Hanno temperature superficiali comprese fra 2 200 e {{M|1200||K}}<ref name=Reid/>, si presentano di colore rosso chiaro fino ad un rosso intenso ed emettono la maggior parte della loro radiazione nell'[[Radiazione infrarossa|infrarosso]]. Nei loro spettri sono dominanti le molecole e i metalli neutri, in particolare gli [[Idruro|idruri]] (FeH, CrH, MgH, CaH) e i [[metalli alcalini]] ([[Sodio|Na]] I, [[potassio|K]] I, [[Cesio (elemento chimico)|Cs]] I, [[Rubidio|Rb]] I)<ref>{{cita pubblicazione |titolo=New Spectral Types L and T |autore= J. Davy Kirkpatrick|rivista= Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics |anno=2005 |volume=43 |numero=1 |pp=195–246|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ARA&A..43..195K |doi=10.1146/annurev.astro.42.053102.134017 |accesso=2 febbraio 2012}}</ref><ref name="kirk_ARAA">{{cita pubblicazione |titolo=Dwarfs Cooler than M: the Definition of Spectral Type L Using Discovery from the 2-μ ALL-SKY Survey (2MASS) |autore=J. Davy Kirkpatrick et al. |rivista=Astrophysical Journal |anno=1999 |volume=519 |numero=2 |pp=802–833|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1999ApJ...519..802K |doi=10.1086/307414 |accesso=2 febbraio 2012}}</ref>. Non sono invece presenti l'ossido di titanio (TiO) e l'ossido di vanadio (VO), che invece caratterizzano gli spettri delle stelle di tipo M meno calde. Anche la classe L, come le altre classi spettrali, è stata suddivisa in 10 sottoclassi, da L0 a L9, aventi temperature superficiali decrescenti: un oggetto è assegnato a una di queste classi sulla base delle caratteristiche delle proprie linee spettrali<ref name="kirk_ARAA"/>.
Giova sottolineare che non tutti gli oggetti di classe L sono nane brune, anzi solo un terzo degli oggetti appartenenti a questa classe spettrale lo è. Gli altri due terzi sono costituiti da [[Stella subnana|stelle subnane]] di piccola massa eccezionalmente fredde. Sembra tuttavia che la temperatura superficiale minima possedute dalle stelle che fondono l'idrogeno sia circa 1.750 K. Ciò significa che le stelle nane più fredde sono di classe L4-6. Gli oggetti appartenenti alle classi successive sono tutti delle nane brune<ref name="kirk_ARAA"/>. Non è escluso che anche un piccolo numero di stelle di grande massa possa essere di classe L, ma la formazione di tali stelle non avviene secondo i normali meccanismi di [[formazione stellare]], ma tramite meccanismi esotici, come la fusione di due supergiganti. Un esempio è forse [[V838 Monocerotis]]<ref name="Evans2003">{{Cita pubblicazione | cognome = Evans | nome = A. | etal = s | titolo = V838 Mon: an L supergiant? | rivista = Monthly Notice of the Royal Astronomical Society | volume = 343 | numero = 3 | pp = 1054-1056 | data = agosto 2003 | url = http://adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.343.1054E | doi = 10.1046/j.1365-8711.2003.06755.x | accesso=19 novembre 2013 }}</ref>.
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